Astronomie

La couronne solaire serait-elle visible à distance des planètes extérieures ?

La couronne solaire serait-elle visible à distance des planètes extérieures ?


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Si la photosphère était bloquée, avant que le soleil ne se lève sur une lune sans air dans le système solaire extérieur, la couronne intérieure ou extérieure serait-elle visible à l'œil nu ?


Si jamais le soleil était parfaitement éclipsé comme sur Terre, alors oui, la couronne serait visible. La seule raison pour laquelle nous ne pouvons généralement pas voir la couronne, c'est parce qu'elle est chemin plus faible que le reste du soleil. Si le soleil entier autre que la couronne est jamais complètement couvert par un autre objet, alors la couronne sera visible.


Lorsque le soleil est sur le point de se lever pour un endroit donné, le disque ou la photosphère est totalement recouvert par la planète. La situation est similaire à celle d'une éclipse totale mais nous ne pouvons pas voir la couronne s'élever en premier pour deux raisons au moins qui se chevauchent :

  • l'image corona subit une diffusion et une réflexion multiples et n'est pas assez lumineuse pour contraster avec le skydome qui est déjà illuminé par celui-ci ;

  • lorsque le soleil s'approche davantage, une réfraction du "lever du soleil géométrique" le rend déjà visible, de sorte que sa lumière submerge de toute façon la couronne

https://en.m.wikipedia.org/wiki/Atmospheric_refraction

La couronne est en quelque sorte cachée dans le crépuscule.

Si nous supposons que l'étoile n'est pas trop loin ou que sa couronne est suffisamment brillante, alors sur une planète sans atmosphère, cette dernière peut effectivement être vue s'élever. Les conditions de son observation seraient d'autant meilleures que celles sur terre lors d'une éclipse totale comme pour le skydome dans ce cas terrestre reçoivent encore la lumière de la pénombre et des régions avoisinantes illuminées.

Éditer après avoir jeté un coup d'œil à cette photo que j'ai prise hier et j'ai réalisé qu'elle était liée au sujet ici. Cela me fait m'interroger sur la nature de l'observation sans modifier la réponse ci-dessus lorsqu'il s'agit d'une planète sans atmosphère.

Le point lumineux était d'un rouge profond aux yeux nus. Et c'était là quelques minutes avant que la photosphère ne fasse son apparition ! Sa teinte rouge s'explique bien comme d'habitude par diffusion mais sa luminosité me trouble un peu.

Serait-ce en effet une photo corona superposé au crépuscule du matin ? Ou est-ce juste une image mal définie du disque provenant du schéma ci-dessus mais avec un soleil encore plus bas (par rapport à l'horizon) ? C'est probablement l'explication mais je me demande d'observer toujours quelque chose de nouveau. Ce n'est pas la première fois que je vois un lever de soleil :) mais je n'ai jamais observé un point lumineux semblable au soleil qui dure aussi longtemps avant que la photosphère ne se lève.


L'ATMOSPHÈRE DU SOLEIL

Lorsque nous regardons le Soleil, rappelons-le, nous regardons des photons qui se sont échappés de la boule de gaz chaude qui constitue le Soleil. Les photons se dispersent hors du Soleil, chancelant d'une rencontre à l'autre dans la marche d'un ivrogne. Chaque photon qui quitte le Soleil doit avoir subi une dernière diffusion avant de s'échapper dans l'obscurité transparente de l'espace. La couche dans laquelle les photons qui s'échappent se diffusent pour la dernière fois est appelée la photosphère, signifiant ``sphère de lumière''.

Tous les photons ne subissent pas leur dernière diffusion exactement à la même distance du centre du Soleil. Il est vrai, cependant, que la photosphère est relativement mince. Elle n'a que 400 kilomètres d'épaisseur, une distance qui est petite par rapport à la distance de la photosphère au centre du Soleil (700 000 kilomètres). La relative minceur de la photosphère signifie que le Soleil ne nous apparaît pas flou ou flou. La température moyenne du gaz dans la photosphère est de 5800 Kelvin, c'est la température que nous mesurons en regardant le spectre continu du Soleil. Le sommet de la photosphère est nettement plus froid, avec une température de seulement 4 400 Kelvin. Ainsi, le gaz plus froid et de faible densité au sommet de la photosphère produit des raies d'absorption dans le spectre solaire.

(2) La chromosphère et la couronne se trouvent au-dessus de la photosphère.

Lors d'une éclipse en août 1868, les astronomes ont vu des raies d'émission inconnues dans le spectre de la chromosphère du Soleil. Comme les raies d'émission ne correspondaient à aucun élément connu, l'astronome J. Norman Lockyer a fait l'annonce audacieuse qu'elle provenait d'un élément auparavant inconnu. Lockyer a appelé ce nouvel élément « hélium », du nom du dieu solaire Hélios. Le nouvel élément n'a été isolé dans un laboratoire terrestre qu'en 1895, soit 27 ans plus tard. Lockyer était toujours en vie et était ravi de voir sa supposition audacieuse confirmée.

La couche du Soleil immédiatement au-dessus de la photosphère est appelée la couronne, après le mot latin pour « couronne ». La couronne s'étend sur plusieurs millions de kilomètres de la chromosphère, mais elle est si faible qu'elle ne peut être vue, comme la chromosphère, que pendant les éclipses solaires totales. (Dans l'image ci-dessous, la chromosphère rosâtre peut être aperçue très près de la lune en éclipse, tandis que la couronne blanchâtre s'étend beaucoup plus loin.)

La couronne est de très faible densité (elle ne représente qu'un trillionième de la densité de la photosphère, qui à son tour est bien inférieure à celle de l'atmosphère terrestre au niveau de la mer). Cependant, sa température est extraordinairement élevée, avec une température pouvant atteindre 2 millions de Kelvin.

(3) Une partie de la couronne chaude s'échappe pour former le vent solaire.

Ce flux constant de gaz ionisé loin de la couronne est appelé le vent solaire. Chaque seconde, un million de tonnes de gaz s'échappent du Soleil. (C'est moins, rappelez-vous, que la perte de masse due à la fusion nucléaire dans le noyau du Soleil, qui est d'environ 4 millions de tonnes par seconde.) Pendant la durée de vie du Soleil, si grande est la masse du Soleil, la perte de masse du vent solaire a été négligeable. (Il faut environ 200 millions d'années pour perdre l'équivalent de la masse de la Terre - et il faut 330 000 Terres pour égaler le Soleil.)

Le Soleil n'est en grande partie pas affecté par la perte d'un million de tonnes de gaz par seconde. Cependant, le vent solaire a un effet significatif sur les autres corps du système solaire. Par exemple, l'interaction du vent solaire avec le champ magnétique terrestre et la haute atmosphère terrestre produit les aurores boréales. L'interaction du vent solaire avec une comète produit la longue queue ionique de la comète.

La question « Quelle est la taille du Soleil ? » est donc intéressante. Le rayon de la photosphère est de 700 000 kilomètres donc, quand on regarde le Soleil, on voit une sphère de 700 000 kilomètres de rayon. Cependant, la couronne ténue du Soleil se fond parfaitement dans le vent solaire qui imprègne le système solaire.


Dante numérique

Diagramme de l'astronomie dans le Divina Commedia (2020)

Louis J. Moffa, Jr., Université Columbia

Le but de ce projet est d'apporter de la clarté à certains des passages les plus épineux et les plus complexes de la Divina Commedia: ceux qui traitent des questions astronomiques et astrologiques. Dans son 1903 Études à Dante, Edward Moore a écrit, « [i]l est un sujet de regret que même les étudiants de capacité et de culture refusent souvent jusqu'à tenter de comprendre les références astronomiques de Dante. Ils supposent soit qu'ils ne doivent pas être compris du tout, soit du moins pas sans une formation astronomique et mathématique spéciale » (p. 1). Malgré les nombreuses grandes études qui traitent de l'utilisation de l'astronomie et de l'astrologie dans le Comédie, le commentaire de Moore sonne toujours vrai. La difficulté que perçoivent les lecteurs à saisir les références astronomiques de Dante est due à plusieurs facteurs, qui tous servent à éloigner le lecteur contemporain de la Comédie du poète.

Pour commencer, le langage de l'astronomie médiévale est complexe, technique et dense, nécessitant qu'un lecteur définisse d'abord de nombreux termes clés avant de tenter de saisir le niveau littéral du discours. De plus, Dante a vu le cosmos à travers une lentille ptolémaïque, où la Terre était située au centre fixe de l'univers. Les lecteurs d'aujourd'hui voient le cosmos à travers une lentille copernicienne, donc héliocentrique et avec une Terre en rotation. Au temps de Dante, l'astronomie et l'astrologie constituaient le dernier art libéral de la quadrivium, ce qui en fait un lieu commun de la vie intellectuelle et universitaire, alors que la plupart des lecteurs de Dante aujourd'hui ont tendance à ne pas étudier de manière équivalente l'astronomie ou la physique. Et, enfin, le monde de Dante n'était pas criblé de lumières artificielles et d'horloges mécaniques. Le mouvement du ciel était brillant et visible chaque nuit de n'importe où sur la planète, et le mouvement du Soleil était le moyen de garder l'heure pendant la journée. Pour observer le cosmos de la même manière sans entrave aujourd'hui, il faut spécifiquement rechercher une zone de ciel sombre désignée. Bref, le ciel en mouvement était une composante plus présente de la vie quotidienne à l'époque de Dante qu'à la nôtre.

L'amalgame de ces facteurs crée une distance entre les lecteurs contemporains de Dante et le texte lui-même. Cela dit, cette distance n'est en aucun cas insurmontable. Avec des schémas clairs et concis accompagnés d'exégèses précises des versets pertinents de la Comédie, j'espère contribuer à raccourcir cette distance entre le lecteur et le texte. Je commence par un bref aperçu des principes de la cosmologie ptolémaïque, puis j'aborde les sections du Comédie qui comportent des références astronomiques ou astrologiques. Comme Richard Kay, entre autres, l'a souligné, la distinction entre les termes astronomie et astrologie est moins concrète pour Dante qu'elle ne l'est pour nous (p. 1, notes 1-3). De plus, les penseurs médiévaux n'avaient pas tendance à considérer cette dernière avec scepticisme comme une pseudo-science, ce qui est plus ou moins la norme aujourd'hui. Pour cette raison, j'aborderai très fréquemment à la fois l'astronomie et l'astrologie afin de traiter adéquatement le texte.

Le système ptolémaïque fait quelques hypothèses initiales : (1) la Terre est située au centre de l'univers (2) c'est une sphère et (3) elle est immobile. La Terre étant située au centre de l'univers, la sphère céleste, qui comprend l'intégralité du cosmos, est concentrique à la Terre. En d'autres termes, le centre de la Terre est aussi le centre de l'univers.

Les planètes et les constellations sont ainsi comprises comme étant en rotation autour de la Terre. Le Soleil et la Lune sont également considérés comme des planètes dans ce cadre. Souvent, ils sont appelés «étoiles errantes», ainsi que les cinq planètes visibles à l'œil nu : Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne. Ces "étoiles errantes" sont mises en contraste avec les constellations, qui sont appelées "étoiles fixes.” [Voir la note ci-dessous sur la terminologie « étoiles errantes » et « étoiles fixes ».]

Les étoiles fixes sont situées sur la sphère céleste, qui est la partie la plus externe de l'univers physique. L'axe nord-sud de la Terre est considéré comme parfaitement aligné avec l'axe nord-sud de la sphère céleste. Pour cette raison, le pôle nord céleste est situé directement au-dessus du pôle nord de la Terre. De même, le pôle sud céleste est situé directement sous le pôle sud de la Terre. En conséquence, l'équateur terrestre et l'équateur céleste sont des cercles concentriques et parallèles les uns aux autres.

Les "étoiles errantes" - c'est-à-dire la Lune, Mercure, Vénus, le Soleil, Mars, Jupiter et Saturne - semblent toutes voyager le long d'une seule ligne, appelée l'écliptique. L'écliptique est la ligne dans le ciel qui englobe toutes les constellations du zodiaque, ou les "étoiles fixes". Le Soleil, par exemple, parcourt toute l'écliptique au cours d'une année civile. Chacune des étoiles errantes prend un temps différent pour parcourir l'intégralité de l'écliptique. La Lune est la plus rapide et Saturne la plus lente.

L'écliptique est concentrique à l'équateur terrestre et à l'équateur céleste, mais elle est ne pas parallèlement à eux. L'écliptique fait un angle d'environ 23,4 degrés par rapport aux équateurs. Dante décrit l'écliptique comme "torta" à la fois dans le Comédie et le Convivio, en référence à sa distorsion par rapport à l'équateur. [Voir Paradiso 10.16 Convivio 3.5.13]

Puisque l'écliptique est sur un angle par rapport à l'équateur, les planètes semblent se déplacer entre les hémisphères. Lorsque le Soleil semble être dans l'hémisphère nord, l'hémisphère nord connaît son printemps et son été. De même, lorsqu'il se déplace dans l'hémisphère sud, l'hémisphère nord connaît son automne et son hiver. L'écliptique coupe l'équateur en deux points : le « premier point du Bélier » et le « premier point de la Balance ».

C'est une façon de penser à la façon dont les étoiles errantes se déplacent le long de l'écliptique.

L'écliptique est un cercle et contient donc 360 degrés. Il y a douze constellations dans le zodiaque. Dans l'ordre, ils sont : bélier, Taureau, Gémeaux, Cancer, Lion, Vierge, Balance, Scorpion, Sagittaire, Capricorne, Verseau, Poissons. Chaque constellation représente environ 30 degrés du cercle. Les constellations en gras représentent ce qu'on appelle les « signes cardinaux ». Lorsque le Soleil semble entrer dans l'un des signes cardinaux, nous marquons le changement d'une saison sur Terre : pour l'hémisphère nord, le Bélier est le début du Printemps, le Cancer le début de l'été, la Balance le début de l'Automne et le Capricorne le début de l'hiver.

Comme mentionné précédemment, le «premier point du Bélier» est l'un des deux points où l'écliptique et l'équateur se croisent. Ces deux points d'intersection marquent les équinoxes. Pour l'hémisphère nord, lorsque le Soleil croise le premier point du Bélier, la nuit et le jour sont égaux (d'où « équinoxe »). Au fur et à mesure que le soleil avance dans l'hémisphère nord, les jours s'allongent jusqu'à ce que le solstice d'été, le jour où le soleil semble s'arrêter (d'où "sol-stit") avant de commencer sa descente vers l'hémisphère sud, période pendant laquelle les jours raccourcissent. Après le solstice, le soleil descend jusqu'au « premier point de la Balance », ou le équinoxe d'automne, quand, encore une fois, le jour et la nuit sont égaux. Ce jour-là, le Soleil descend dans l'hémisphère sud. Il ira plus loin dans l'hémisphère sud jusqu'à ce que le solstice d'hiver, après quoi il recommencera à monter et reviendra au premier point du Bélier, recommençant le cycle.

Du point de vue de l'hémisphère sud, le premier point du Bélier représente l'équinoxe d'automne et les saisons sont précisément opposées.

C'est une autre façon de penser le mouvement du Soleil à travers l'écliptique.

Six des constellations sont situées dans l'hémisphère nord : Bélier, Taureau, Gémeaux, Cancer, Lion et Vierge et six dans l'hémisphère sud : Balance, Scorpion, Sagittaire, Capricorne, Verseau et Poissons.

Le Cancer est la constellation la plus au nord, à la hauteur de l'écliptique, à environ 23,4 degrés au nord de la ligne de l'équateur. En conséquence, le Capricorne est le plus au sud, à environ 23,4 degrés au sud de l'équateur. Si vous vous asseyiez sur l'équateur et observiez la position du Soleil à la même heure chaque jour pendant un an, vous le verriez monter progressivement de 23,4 degrés à partir de l'équinoxe vernal, généralement vers le 21 mars, jusqu'au solstice d'été, généralement vers le 21 juin. Ensuite, vous le verriez descendre de 23,4 degrés du 21 juin au 21 septembre, l'équinoxe d'automne. Vous le verriez alors descendre encore de 23,4 degrés jusqu'au 21 décembre, le solstice d'hiver, avant de recommencer à monter jusqu'au 21 mars. Si vous preniez une photo du Soleil à la même heure tous les jours pendant un an et que vous les mettiez toutes ensemble, cela formerait un analemme, un chiffre 8 dans le ciel.

Alors que le mouvement du Soleil le long de cette trajectoire nous est plus évident en raison des changements de température qui en découlent, toutes les étoiles errantes se déplacent sur cette ligne à peu près de la même manière. Il y a deux différences principales dans le mouvement des étoiles errantes : le temps qu'il faut à une planète pour terminer un cycle (la Lune passe d'un signe au suivant tous les 2,5 jours le Soleil passe d'un signe au suivant une fois par mois Saturne entre dans un nouveau signe tous les 2,5 ans) et les rétrogrades. Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne «se stationnent tous en rétrogradation» périodiquement, période au cours de laquelle ils semblent reculer (d'où «rétro-gradus») le long de l'écliptique avant de «se stationner directement» à nouveau. Notez que station est le verbe traditionnellement utilisé pour indiquer un mouvement rétrograde et direct.

Une note sur la terminologie "étoiles fixes" versus "étoiles errantes" de Platon Timée, Isidore Étymologie, et celui de Dante Convivio

La distinction des étoiles « errantes » par rapport aux « étoiles fixes » est une terminologie courante utilisée par les astrologues et les astronomes à l’époque médiévale. En conséquence, Dante utilisera les termes pianeta et stelle fisse en référence à ces entités dans le cosmos. En anglais, le meilleur rendu de ces deux termes est respectivement « étoiles errantes » et « étoiles fixes », puisque la « planète » anglaise, pour les lecteurs modernes de Dante, exclura implicitement le Soleil et la Lune.

Fondamentalement, le terme « étoile errante » fait référence au mouvement unique des sept objets de notre système solaire qui se déplacent le long de l'écliptique : la Lune, Mercure, Vénus, le Soleil, Mars, Jupiter et Saturne. Celles-ci sont comprises en contraste avec les constellations, qui restent fixées en arrière-plan sur la sphère céleste pendant que les planètes « errent ». La distinction provient des philosophes grecs, qui appelaient les étoiles qui se déplaçaient le long de l'écliptique πλανήτης ou « errants », qui, en latin, devinrent plus tard planètes.

Chez Platon Timée, auquel Dante fera référence dans Paradiso 4, ces deux types distincts de mouvement sont abordés assez longuement alors que Timée raconte l'histoire de la création de l'univers.

Ensuite, il [le créateur de l'univers] a tranché tout ce composé en deux sur toute sa longueur, a joint les deux moitiés ensemble de centre à centre comme un X, et les a repliées en un cercle, attachant chaque moitié à elle-même bout à bout et à les extrémités de l'autre moitié au point opposé à celui où elles avaient été réunies. Il les engloba alors dans ce mouvement qui tourne au même endroit sans variation, et commença à faire de l'un le cercle extérieur et de l'autre le cercle intérieur. Et il décréta que le mouvement extérieur serait le mouvement de le même, tandis que l'intérieur devrait être celui de le différent. […] et il fit la révolution du Même, c'est-à-dire l'uniforme, le dominant en ce qu'il laissa celui-ci seul indivisé, tandis qu'il divisa l'intérieur six fois, pour faire sept cercles inégaux. (36c-d)

Ici, la terminologie de Timée, « le mouvement de le même, s'accorde à la rotation du ciel autour de l'axe céleste, ou à la façon dont le Soleil et les autres étoiles semblent se lever et se coucher au-dessus de la ligne d'horizon quotidiennement. D'autre part, « [le mouvement] de le différent, » est une référence au mouvement varié de toutes les étoiles errantes le long de l'écliptique. En effet, la description du façonnage d'une forme qui ressemble à un X avec les extrémités repliées et attachées en cercles est précisément la manière dont les astrologues et les astronomes décrivent les lignes de l'équateur et de l'écliptique dans le système ptolémaïque (voir schéma pour Enfer 1 pour une représentation visuelle de cela).

Telle était donc la raison du dessein du dieu pour la venue du temps, qu'il fit naître le Soleil, la Lune et cinq autres étoiles, pour l'engendrement du temps. Ceux-ci sont appelés «vagabonds,” (πλανητά) et elles sont nées pour poser des limites et monter la garde sur les nombres de temps. Quand dieu eut fini de faire un corps pour chacun d'eux, il les plaça dans les orbites tracées par la période du Différent — sept corps en sept orbites. (38c-d)

La langue dans le Timée aborde le double mouvement des cieux comme celui de la similitude et de la différence : « le mouvement du Même » est le mouvement diurne autour de l'axe céleste, qui est partagé par tout dans le ciel, tandis que « [le mouvement] du Différent » est le mouvement des sept étoiles errantes le long de la ligne de l'écliptique. Comme Timée sert à souligner, linguistiquement parlant, le terme grec πλανήτης est une référence au mouvement unique observé dans le mouvement de ces sept étoiles particulières dans le ciel (cf. Liddel, πλανάω, « faire errer, conduire à errer » ou, lorsqu'il est passif, « errer, errer, s'égarer »).

Dante ne lisait pas le grec, cependant. Pour retracer comment la terminologie parvient à Dante, on peut consulter Isidore, qui, au livre III de la Étymologies, développe le concept :

De Sphaerae Caelestis Situ.

Philosophi autem mundi septem caeolos, id est planètes, globorum consono motu introduxerunt, quorum orbibus conexa memorant omnia, quos sibi innexos et velut insertos versari retro et [e] contrario ceteris motu ferri arbitrantur. (xxxii)

[Les philosophes ont proposé sept cieux appartenant à l'univers, c'est-à-dire sept planètes, du mouvement coordonné de leurs sphères. Ils soutiennent que tout est connecté aux trajectoires orbitales de ces planètes, et ils pensent que les planètes sont interconnectées et en quelque sorte insérées les unes dans les autres, et qu'elles tournent en arrière et sont portées par un mouvement qui est opposé aux autres corps célestes. . (Barney, et al. traduction)]

De Stellis Planetis.

Idée Quaedam stellae planètes diuntur, id est errants, quia per totum mundum vario motu discurrunt. Unde pro eo, quod errant, retrograde dicuntur, vel anomala efficiuntur, id est, quando particulas addunt et detrahunt. (lxviii)

[Certaines étoiles sont appelées planètes, C'est, 'les errants,' parce qu'ils traversent le cosmos entier avec un mouvement variable. C'est à cause de leur errance qu'ils sont appelés rétrogrades, ou sont rendus irréguliers lorsqu'ils ajoutent ou soustraient des degrés orbitaux. (Barney, et al. traduction)]

le latin planètes, comme le souligne Isidore, est un terme dérivé de la tradition philosophique grecque. Ainsi, l'« errance » manifestée par les sept « planètes » est la caractéristique qui les distingue de toutes les autres étoiles du ciel, qui restent immobiles, ou « fixes ». , » sur le fond de la sphère céleste. En résumé : chaque lumière dans le ciel participe à ce que Timée appelle « le mouvement du Même », mais seule la planètes exhiber le mouvement du « Différent ». Cette distinction dans le mouvement des étoiles est ce qui conduira finalement Dante, entre autres, à poser les multiples sphères qui composent le cosmos physique et à développer le système cosmologique qui fonde l'intégralité de Paradiso.

Dante dans le Convivio appellera les constellations le stelle fisse (cf. 2.3.3 et 2.14.7). En conséquence, il utilisera parfois le terme pianeta, signifiant une étoile qui erre (2.13.7 et 2.13.28), lorsqu'il traite des "planètes", tandis qu'à d'autres moments il les appellera simplement "étoile" - comme dans "la stella di Venere" (2.2.1 ) "la stella di Marte" (2.13.22) ou "Giove è stella di temperata complessione" (2.13.25). Tout au long de la Comédie, comme nous le verrons, il emploie la même terminologie : stelle fisse pour les étoiles fixes, et pianeta ou alors étoile pour les étoiles errantes. Cependant, Dante n'utilise pas le terme « stella errante » ou une telle terminologie. J'utilise cette terminologie en anglais pour préciser que le Soleil et la Lune sont inclus dans le discours médiéval sur les planètes, malgré le fait qu'aujourd'hui nous ne les considérons pas comme tels.

Bibliographie

Alighieri, Dante. Convivio. édité par Gianfranco Fioravanti. Mondadori, 2019.

Isidore de Séville, Saint. Isidori Hispalensis Episcopi Etymologiarum Sive Originum Libri XX. édité par W. M. (Wallace Martin) Lindsay. Presse Clarendon, 1911.

Isidore de Séville, Saint. Les étymologies d'Isidore de Séville. édité et traduit par Stephen A. Barney, W. J. Lewis, J. A. Bach et Oliver Berghof. Cambridge University Press, 2006.

Kay, Richard. L'astrologie chrétienne de Dante. Presse de l'Université de Pennsylvanie, 1994.

Liddell, Henry George. Un lexique grec-anglais. Clarendon Press, 1901. Moore, Edward. Études chez Dante. Troisième série. Essais divers. Presse Clarendon, 1903.

Platon. "Timaeus" dans uvres complètes. édité par John M. Cooper et D.S. Hutchinson. Maison d'édition Hackett, 1997.

Citation recommandée : Moffa, Jr., Louis J. “Diagramming Astronomy in the Divina Commedia.” Dante numérique. Bibliothèques de l'Université Columbia, 2020. https://digitaldante.columbia.edu/moffa-astronomy/.

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La couronne solaire d'une clarté sans précédent

Les premiers retours de la caméra du Laboratoire de recherche naval des États-Unis sur la dernière mission de la NASA pour étudier la couronne solaire ont révélé le 4 décembre une étoile plus complexe que jamais imaginée.

L'imageur à champ large du NRL pour Parker Solar Probe, ou WISPR, le seul instrument d'imagerie à bord de la mission Parker Solar Probe de la NASA, est maintenant à 84 % du chemin vers le Soleil.

WISPR a produit plusieurs photos scientifiquement pertinentes, capturant le début d'une zone sans poussière autour du Soleil, des éruptions de plasma détaillées, des cordes de flux magnétique et la première image d'une île magnétique autour du Soleil, une petite région de l'espace avec un champ magnétique circulant .

"Les images aident à modéliser le comportement et le transport du vent solaire vers la Terre", a déclaré Russ Howard, astrophysicien du LNR et chercheur principal du WISPR. "Ils nous permettent de développer des modèles plus précis en insérant une physique appropriée dans les modèles."

Comprendre le comportement du vent solaire est important pour la Marine et le Corps des Marines, car lorsque les vents atteignent la Terre, ils peuvent avoir un impact sur le GPS, les opérations des engins spatiaux et les réseaux électriques au sol.

WISPR, conçu, développé et dirigé par NRL, enregistre des images en lumière visible de la couronne solaire et de l'écoulement solaire dans deux caméras superposées, qui couvrent ensemble plus de 100 degrés de largeur angulaire du Soleil.

Les résultats qui viennent d'être publiés découlent de l'approche la plus récente de Parker Solar Probe sur le Soleil pendant une partie calme du cycle solaire, et préparent le terrain pour des découvertes lorsque le Soleil est plus actif.

"Parker va passer devant le soleil trois ou quatre fois par an au cours des prochaines années, se rapprochant successivement à chaque fois", a déclaré Karl Battams, informaticien au NRL. "Chaque rencontre va nous donner une vue que l'humanité n'a jamais vue, et avec cela beaucoup de nouvelles questions - et, espérons-le, quelques réponses - sur ce que nous voyons."

Parker Solar Probe a récemment terminé son troisième périhélie, ou approche la plus proche du Soleil. À la fin de sa mission de 7 ans, le vaisseau spatial aura fait 24 fois le tour du Soleil. En 2024, la sonde solaire Parker devrait avoir parcouru 96 % de la distance jusqu'au Soleil.

"Nous sommes des explorateurs et nous nous rapprochons de plus en plus jusqu'à ce que nous soyons enfin au Soleil", a déclaré Howard. "C'est ahurissant parce que vous allez voir des choses que nous ne pouvons même pas imaginer."

Le Parker Solar Probe est un vaisseau spatial robotique lancé par la NASA en août 2018, dont la mission sonde et effectue à plusieurs reprises des observations de la couronne extérieure du Soleil. WISPR est l'un des quatre instruments de Parker Solar Probe.


Le système solaire

L'image du système solaire a été réalisée à partir d'images réelles des planètes. Ce n'est pas à l'échelle que le système solaire est si grand par rapport à la taille des planètes, que pour l'adapter à l'écran, les planètes devraient être de petits points. Ainsi, une certaine licence artistique est impliquée. Cependant, les planètes sont dans le bon ordre. On y voit également la comète Hale-Bopp, photographiée par l'auteur.

Une façon d'aider à visualiser les distances relatives dans le système solaire est d'imaginer un modèle dans lequel la taille du système solaire est réduite d'un facteur d'un milliard (10 9 ). La Terre fait alors environ 1,3 cm de diamètre (la taille d'un raisin). La Lune orbite à environ un pied de distance. Le Soleil mesure 1,5 mètre de diamètre (environ la hauteur d'un homme) et 150 mètres (environ un pâté de maisons) de la Terre. Jupiter mesure 15 cm de diamètre (la taille d'un gros pamplemousse) et se trouve à 5 pâtés de maisons du Soleil. Saturne (de la taille d'une orange) est à 10 pâtés de maisons Uranus et Neptune (citrons) sont à 20 et 30 pâtés de maisons. Un humain à cette échelle a la taille d'un atome dont l'étoile la plus proche serait à plus de 40 000 km !

Informations sur les distances

Les distances dans le système solaire sont généralement mesurées en unités astronomiques (UA). Une UA est simplement la distance moyenne entre la Terre et le Soleil. Parce que l'orbite de la Terre autour du Soleil est une ellipse, la Terre n'est pas toujours à la même distance du Soleil. Un UA est égal à

149 600 000 km. Il faut 8 minutes à la lumière pour voyager du Soleil à la Terre, en voyageant à la vitesse de la lumière, bien sûr.

La Lune, le corps du système solaire le plus proche de nous, est à environ 400 000 km de la Terre, ce qui signifie qu'il faut environ 2 secondes au signal radio de la Terre pour atteindre la Lune et revenir. Vous pouviez entendre ce retard dans les communications entre les astronautes d'Apollo et le contrôle au sol.

La planète la plus éloignée de la Terre n'est plus Pluton. Pluton a été reclassée en "planète naine". Une planète naine n'est pas seulement une petite planète - elle appartient à une classe d'objets distincte. Neptune est désormais la planète la plus éloignée de notre système solaire. Son orbite le place à

4 500 000 000 km ou 30 UA du Soleil.

Pluton reste cependant un membre intéressant du système solaire - son orbite est en fait très excentrique et éloigne Pluton de 4 400 000 000 à 7 400 000 000 km (30 à 49 UA) du Soleil. L'orbite de Pluton est également inclinée par rapport aux planètes et ne tombe pas dans le même plan. Du fait de son excentricité, Pluton se rapproche parfois du Soleil que la planète Neptune !

Les confins du système solaire

Il y a des objets appartenant à notre système solaire qui sont encore plus loin que l'orbite de nos planètes. La ceinture de Kuiper est une région en forme de disque située au-delà de l'orbite de Neptune, à environ 4 400 000 000 à 14 900 000 000 km (30 à 100 UA) du Soleil, qui se compose principalement de petits corps qui sont les vestiges de la formation du système solaire. Il contient également au moins une planète naine - Pluton. Pluton est en effet désormais considéré comme un membre de la ceinture de Kuiper - le plus grand objet lui appartenant, en fait ! Comme les autres membres de la ceinture, elle est composée principalement de roche et de glace et est relativement petite. Il y a une excellente discussion sur les raisons pour lesquelles Pluton a été reclassé de "planète" à "planète naine" et à l'objet de la ceinture de Kuiper (KBO) ici. On pense également que la ceinture de Kuiper est la source des comètes à courte période (c'est-à-dire celles qui prennent moins de 200 ans ou orbitent).

Pluton n'est pas la seule planète naine de notre système solaire - Eris, 27% plus massive que Pluton, a été découverte en 2003. Eris et sa lune Dysnomia ont une distance actuelle du Soleil de 97 UA, ce qui est près de 3 fois plus loin de le Soleil comme Pluton est. Eris fait partie d'une région de l'espace au-delà de la ceinture de Kuiper connue sous le nom de disque dispersé. Le disque dispersé est peuplé de planètes mineures glacées. Ces objets dits Scattered Disc ou SDO sont parmi les objets les plus éloignés et donc les plus froids du système solaire. La partie la plus interne du disque dispersé chevauche la ceinture de Kuiper, mais ses limites extérieures s'étendent beaucoup plus loin du Soleil et plus loin au-dessus et au-dessous de l'écliptique que la ceinture. Bien que leur origine ne soit pas complètement comprise, on pense que les objets à disques dispersés étaient auparavant des membres de la ceinture de Kuiper, qui ont été éjectés sur des orbites dispersées excentriques lors de rencontres rapprochées avec Neptune.

De la surface d'un objet disque dispersé, le Soleil ne ressemblerait guère plus qu'à une étoile exceptionnellement brillante.

En 1977, les satellites Voyager ont été lancés - et après des tournées qui les ont conduits près des planètes extérieures de notre système solaire, ils ont continué leur route, avec une nouvelle mission d'exploration de l'espace interstellaire. En 2007, Voyager 1 approchait de l'héliopause - la région où la domination du Soleil sur l'environnement se termine et où commence l'espace interstellaire. Cela a fait de Voyager l'objet fabriqué par l'homme le plus éloigné, à plus de trois fois la distance de Pluton. Voyager 1 continue de s'éloigner de nous à 17,3 kilomètres par seconde.

En nous éloignant encore du Soleil, nous atteignons le nuage d'Oort. En 1950, l'astronome Jan Oort a proposé que les comètes à longue période résident dans un vaste nuage sphérique résidant à 5 000 à 50 000 + UA du Soleil, aux confins du système solaire. Ce réservoir majeur de comètes est connu sous le nom de nuage d'Oort. La ceinture de Kuiper peut être décrite comme un disque ou une forme de beignet, mais le nuage d'Oort ressemble plus à une "bulle" très épaisse qui entoure l'ensemble du système solaire, atteignant environ la moitié du Soleil à l'étoile la plus proche. Les statistiques impliquent qu'il peut contenir jusqu'à un billion (10 12 ) de comètes. Malheureusement, étant donné que les comètes individuelles sont si petites et à de si grandes distances, nous n'avons aucune preuve directe du nuage d'Oort. Le nuage d'Oort est cependant la meilleure théorie pour expliquer l'existence des comètes à longue période.

50 000 UA semblent être une très grande distance du Soleil - mais l'étoile la plus proche de nous est à plus de 271 000 UA !

Comment calculons-nous les distances de cette magnitude ?

Johannes Kepler, né en 1571, fut le premier à expliquer les mouvements des planètes dans le ciel, en réalisant que les planètes tournaient autour du Soleil - et que leurs orbites étaient en fait des ellipses, pas des cercles parfaits. Il savait également que le mouvement des planètes autour du Soleil pouvait être décrit par la physique - et en termes mathématiques. Plus la planète était proche du Soleil, plus elle se déplaçait rapidement. Inversement, les planètes plus éloignées ont orbité le Soleil plus lentement. Sachant cela, il a pu relier la distance moyenne d'une planète au Soleil avec le temps qu'il faut à cette planète pour orbiter une fois autour du Soleil.

Bien qu'il n'ait pas été en mesure de proposer des mesures de distance en kilomètres, Kepler a pu ordonner les planètes par distance et déterminer leurs distances proportionnelles. Par exemple, il savait que Mars était environ 1,5 fois plus éloignée du Soleil que la Terre.

Parallaxe

Si vous tenez votre doigt devant votre visage, fermez un œil et regardez avec l'autre, puis changez d'yeux, vous verrez que votre doigt semble « se déplacer » par rapport aux objets plus éloignés derrière lui. C'est parce que vos yeux sont séparés les uns des autres par une distance de quelques centimètres - de sorte que chaque œil voit le doigt devant vous sous un angle légèrement différent. La quantité que votre doigt semble se déplacer s'appelle sa "parallaxe".

À la fin du XVIIe siècle, Giovanni Cassini a utilisé la technique de la parallaxe pour mesurer la distance à Mars. Cassini savait qu'une parallaxe plus grande serait plus facile à mesurer - mais cela nécessitait une ligne de base plus grande (c'est-à-dire que la ligne de base serait comme la distance entre vos yeux). Il a pris des mesures de la position de Mars depuis Paris et a envoyé un collègue astronome en Guyane française en Amérique du Sud pour faire de même. Cela lui a donné une ligne de base de plusieurs milliers de kilomètres - en utilisant la géométrie, il a pu calculer une distance pour Mars qui n'est qu'à 7% de moins que les mesures plus précises d'aujourd'hui ! (Essayez cette page pour les mathématiques pour le calcul.)

Même avec la technologie moderne, mesurer les distances par parallaxe n'est pas anodin - et les erreurs peuvent être importantes - comme on peut le voir d'après la mesure de Cassini de la distance Terre-Mars.

Radar

Oneof the most accurate ways to measure the distances to the planets is by bouncing radar off them, or sending a spacecraft there, which can send a radio signal back to the Earth that can be timed. Radar is essentially microwave electromagnetic radiation (microwaves fall under the radio spectrum). Since electromagnetic radiation, in all of its forms, is light, we know that radar travels at the speed of light - 2.99 x 10 5 km/s. Simply, distance traveled is equal to the time multiplied by the velocity. If we bounce radar off a planet, and measure the time it takes the signal to go there and back, we can use this information to calculate the distance of the planet.

Distant Solar System Objects

There are other modern methods to calculate the distances to objects on the fringes of our Solar System, like Kuiper Belt or Scattered Disc Objects. However, these techniques are often based on those Kepler employed! Several observations of the object's position in the sky are recorded, which are then used to determine the orbit of the object - then the position of the object along each point can be calculated. Nowadays, even home PCs are powerful enough that there are some advanced amateur astronomers who not only discover comets and asteroids but determine their orbits.

Why Are These Distances Important To Astronomers?

Knowing the distances to objects in our solar system, tells us how big it is - and how far away our neighboring planets are. How far the planets are from the Sun is particularly meaningful - here's why.

If youplace a candle at arm's length in an otherwise dark room, you'll see a bright flame. If you stand twice as far from the candle, you will see that it is now a quarter as bright as before. When you increase the distance by a factor of 2 (or 3 or 4, . ), the same amount of light has spread to an area 4 times (or 9 or 16, . ) bigger. This means the amount of light per unit area is 1/4 (or 1/9, 1/16, . ) since our eyes have the same area no matter how far the candle is, the brightness we perceive is also decreased by the same factor.

Similarly, the distance from the Sun determines how much sunlight a planet receives. On Mars, which is 1.6 AU from the Sun (AU being the average Sun-Earth distance), the sunlight is about 2.5 times weaker than on Earth. That is the major reason why it is so cold on Mars, so cold that water does not exist as liquid on the Martian surface today. On Venus, which is 0.7 AU from the Sun, the sunlight is twice as intense as on Earth. This (combined with the greenhouse effect of its thick atmosphere) makes Venus a boiling hot place, unsuitable for human habitation. This leads to the idea of a 'habitable zone' --- for a star of a given brightness, you can determine the approximate range of distances a planet has to be for liquid water to exist. Life as we know it will not be able to evolve on a planet outside such a habitable zone.

Travel Time

Cassini, launched in 1997, is a spacecraft that was bound for Saturn. It traveled towards Saturn at 18,720 miles per hour, or 5.2 kilometers per second. Using gravitational assists to aid it, Cassini still took 6.7 years to reach Saturn. If Cassini left Saturn and continued on to Pluto at a rate of 5.2 km/s, it would arrive there about 27 years later.

For detailed, up-to-date, information about our Solar System, see the wonderful "Nine Planets" page, written by Bill Arnett. See also NASA JPL's page on the planets and A Comprehensive Guide to Our Solar System. For more information about the Oort Cloud and the Kuiper Belt, see Phil Plait's Bad Astronomy page.


Part 1: Features of the Sun

Taches solaires (visible in H-alpha images, white light images, magnetic field images) - Sunspots are dark areas on the Sun that form where magnetic field lines enter the Sun. Sunspots are dark because they are cooler than the surrounding areas of the Sun. The sunspots may be surrounded by bright regions called plages. Since this project is being carried out at Solar minimum, there will probably only be small sunspots, or none at all.



Sunspots, Image credit: NASA

Solar corona (visible in coronagraph images, ultraviolet images) - The Solar Corona is the outermost layer of the Sun (named because it appears as a crown surrounding the star), and will appear as bright regions arching and streaming outward, as the outer edges of the Corona become the Solar wind that engulfs our Solar System.



The corona, Image credit: NASA

Coronal holes (visible in ultraviolet images) - Coronal Holes are dark areas of the Corona that are less dense and less hot. They can cover large areas of the Sun.



Arrows point to coronal holes, Image credit: NASA

H-alpha features (visible only in H-alpha images) - Certain noteable features can only be seen in H-alpha light. These features include:

Granulation - the mottled appearance of the solar disk as seen in Hydrogen Alpha. It will appear as bright patches separated by darker boundaries. Granulation is an illustration of convection in the Sun, the process by which heat flows from the interior to the surface of the Sun. When you are looking at the granules, you are looking at hot blobs of matter that are rising to the surface of the Sun from the even hotter interior, cooling off, then sinking back into the interior again. Since granulation is the process by which heat flows from the center of the Sun to its exterior, it is present even at solar minimum.



Granulation, Image credit: BBSO

Prominences - bright clouds seen at the edge of the Sun against the black of outer space. Often, these appear as bright arches. They are bright because they are hot and made of hydrogen, so according to Kirchoff’s Second Law, they glow in the spectral lines of hydrogen. An amazing thing about prominences is that they are held up against the strong gravitational force of the Sun by magnetic forces.



Prominences, Image credit: BBSO

Filaments - look like long, dark lines on the solar disk . They can only be seen with a hydrogen alpha filter. They represent prominences which are seen in absorption against the light of the Sun, rather than in emission against the dark sky at the solar limb.



Filament, Image credit: BBSO

Solar Flares - (rare) one of the most exciting phenomena to see. Flares are huge explosions on the surface of the Sun. The effects of these explosions can sometimes be detected at Earth, one astronomical unit away. If you see a flare, it will appear as a starlike bright point on the Sun, almost always in the vicinity of a sunspot. It will increase to maximum brightness and fade away in a matter of a few minutes. The tremendous energy associated with solar flares comes from the energy stored in solar magnetic fields.


Solar Telescopes

Some Solar telescopes show the Sun in white light, meaning that all the light from the Sun is taken, without filtering with respect to color. Some Solar telescopes filter for a certain color, or wavelength, such as ultraviolet or Hydrogen Alpha. The telescopes used in the lab room on campus when this lab is not taught online use a Hydrogen Alpha (or H-alpha) filter. This transmits only light in a narrow range of wavelengths around the Balmer Alpha line of the hydrogen atom. This line is the bright red emission line that you see in hydrogen spectra. By applying Kirchoff’s Laws, the Hydrogen Alpha filter allows viewing of hydrogen gas clouds glowing against the dark background of space, or in absorption against the solar disk. Some Solar telescopes show the Sun’s magnetic field features, and some show the Sun’s outer layer or corona. Observations will be made with Solar data from research observatories available online via the internet. Students will view real time, or near-real time images of the Sun available from the following sources.

Big Bear Solar Observatory (BBSO) - We will use images from the Big Bear Solar Observatory, a Solar telescope operated by a university, the New Jersey Institute of Technology. Hover over the “Data” menu at the top of the page and then click “Latest Images”. The solar telescope has near-real time images of the Sun in H-alpha light (‘full disk H-alpha image’ and 'contrast enhanced full disk H-alpha image'). You can also sometimes look at images of the Sun in white light (‘GONG+ intensity image’) and images of the magnetic field patterns on the Sun (‘GONG+ magnetogram’), though these images are not currently up to date. North is up and east is left in these images.

Solar and Heliospheric Observatory (SoHO) - We will also use the SOHO spacecraft, which is approximately a million kilometers out in space in the direction of the Sun. For the SOHO site, click on the link for “The Sun Now” toward the right of the page. You can choose to look at images of the Sun in different wavelengths of ultraviolet light (‘EIT 171’, ‘EIT 195’, ‘EIT 284’, ‘EIT 304’) and images of the Sun’s corona with a coronagraph that blocks out the disk of the Sun (‘LASCO C2’, ‘LASCO C3’). (You can also look at images of the magnetic field patterns on the Sun on the SOHO website (‘SDO/HMI Magnetogram’), but these images are taken from the Solar Dynamics Observatory website.) North is up and east is left in these images. For the ultraviolet light images, note that the numbers in the names of the different wavelength images are the exact wavelengths the images are taken at in units of Angstroms, and that the images are in false color our eyes do not see ultraviolet light, so a visible light color is assigned to the image.

Solar Dynamics Observatory (SDO) - We will look at images from the SDO spacecraft which continuously makes images of the Sun at a number of wavelengths in ultraviolet light (the 9+ ‘AIA’ images) as well as images of the magnetic field patterns on the Sun (‘HMI Magnetogram’). For the SDO, you can page through the images under “The Sun now” on the front webpage, or to see all the images on one screen, click the “Data” menu at the top of the page and then click “The Sun Now”. North is up and east is left in these images.


The Rings Revealed


From Earth, the rings look like a solid sheet of material, but they are actually made up of billions of particles of rock, ice and dust. The particles range in size from miniscule and microscopic to the size of houses and cars.

The brighter areas in the image to the right are reflecting more light from the Sun than the darker areas. The darker regions have fewer particles, so not as much light is reflected. The lighter regions are denser, so there are a lot of surfaces to reflect light.

Saturn's rings are only a few tens of meters thick, but extend almost 130,000 km above Saturn's equator. This is about a third of the distance from the Earth to the Moon. How can something extend so far, but be so thin?

Since the rings are made of billions of individual particles, you can imagine how closely packed they are. Any object with an orbit even slightly inclined to the central plane will collide with other objects just about every time it passes through. This constant collision will cause the object to slow down and eventually fall in with the rest of the pack.


Couronne

Optically, the solar corona has two main components: the K-corona (or inner corona) consists of rapidly moving free electrons, exhibits a continuous spectrum, and attains a temperature of around 2 000 000 K at a height of about 75 000 km the F-corona (or outer corona) consists of relatively slow-moving particles of interplanetary dust, exhibits an absorption spectrum, and extends for many million kilometers into the interplanetary medium. A third component, the E-corona, consists of relatively slow-moving ions and exhibits an emission spectrum superimposed on the continuum of the K-corona.

le white-light corona comprises the overlapping K-corona and F-corona. It is visible under natural circumstances only in profile beyond the Sun's limb on the rare occasions when the photosphere is totally eclipsed by the Moon. It may, however, be observed out to distances of several solar radii at times other than totality, with the aid of a balloon- or satellite-borne externally occulted coronagraph. Similarly, the E-corona may be observed at specific wavelengths with the aid of the Lyot coronagraph, used at certain high-altitude observatories.

The corona may also be observed against the Sun's disk at extreme-ultraviolet and X-ray wavelengths, using rocket- or satellite-borne instrumentation. X-ray observations reveal the structure of the corona at temperatures of several million kelvin. Strong X-ray emission is associated with active regions, and an absence of X-ray emission with coronal holes. There is little or no evidence for a uniform corona – its structure is determined by the strength and configuration of the localized magnetic fields. The X-ray telescopes on Skylab and the Solar Maximum Mission, in particular, provided much additional information on coronal structure (see coronal transients).

The overall shape of the solar corona changes with the phase of the sunspot cycle. At sunspot minimum it is roughly symmetrical, with long equatorial streamers, et plumes orientated in the direction of the Sun's polar magnetic field. At sunspot maximum it is less symmetrical, although more evenly distributed about the Sun's disk as a whole. Its changing shape is due principally to the presence of individual streamers above active regions, the mean heliographic latitude of which progresses toward the equator as the sunspot cycle proceeds. Solar radio emission at meter wavelengths originates in the corona and may exhibit an intense burst or series of bursts at the time of a large flare.

It has been found that in general the coronae of normal stars are sources of X-rays: the X-ray telescope on the Einstein Observatory was able to detect all types of stars apart from red supergiants. The idea that coronae are heated by shock waves rising through the chromosphere from the photosphere (acoustic heating) is now considered untenable, because such heating would occur only in late-type stars like the Sun. Instead, the coronal output is thought to be linked to the star's rotation. In certain binary systems (RS Canum Venaticorum stars and some flare stars) the orbital motion forces the stars to spin rapidly, and they are unusually strong X-ray sources. Young stars, such as those in the Orion nebula or the Pleiades, rotate faster than older stars of the same spectral type they too have powerful X-ray emitting coronae. The link is almost certainly that fast rotation considerably enhances the magnetic field, and this provides greater heat input to the corona the details, however, are still obscure.


Interior Structure

All four jovian planet cores are similar in composition. Each consists of a mixture of rock, metal and hydrogen compounds. Their differences stem from having captured different amounts of additional hydrogen and helium gas from the solar nebula. Jupiter captured so much that it ended up with 300 times Earth's mass.


A Pie Slice of Jupiter's Density
  • Metallic hydrogen
  • Liquid hydrogen
  • Gaseous hydrogen
  • Visible clouds
  • Gaseous hydrogen
  • Visible clouds

Further Readings:

Historical, general:

Boas, M. 1962, The Scientific Renaissance 1450-1630, Harper & Row [Dover reprint available].

Crowe, M.J. 1990, Theories of the World from Antiquity to the Copernican Revolution, Dover.

Hall, A.R. 1963, From Galileo to Newton 1630-1720, Harper & Row [1981 Dover reprint].

Hoskin, M. 1997 (ed.), The Cambridge illustrated History of Astronomy, Cambridge: Cambridge University Press.

Hufbauer, K. 1991, Exploring the Sun, The Johns Hopkins University Press.

Meadows, A.J. 1970, Early Solar Physics, Pergamon Press.

Moore, P. 1974, Watchers of the Stars, Putnam.

Pannekoek, A. 1961, A History of Astronomy, New York: John Wiley Interscience.

Tassoul, J.-L., and Tassoul, M. 2004, A concise history of solar and stellar physics, Princeton University Press.

Historical, source material:

Galileo, G. 1610, Sidereus Noncius, trans. A. van Helden 1989, The University of Chicago Press.

Galileo, G. 1632, Dialogues concerning the two chief world systems, trans. S. Drake, 2nd edition 1967, University of California Press.

Solar Physics, Non-Technical:

Lang, K.R. 2006, Sun, Earth and Sky, Springer.

Lang, K.R. 2001, Cambridge Encyclopedia of the Sun, Cambridge University Press

Solar Physics, Textbooks and Technical:

Foukal, P.V. 1990, Solar Astrophysics, John Wiley and Sons.

Lang, K.R. 2000, The Sun from Space, Springer.

Stix, M. 1989, Le soleil, Springer.


Voir la vidéo: Aurinkokunta (Décembre 2022).